Spectrographe CARELEC

Pointage et Guidage
Le spectrographe est équipé d'une caméra SuperIsocon visant la fente, qui est utilisée pour le repérage des champs et pour le guidage. Il est possible d'intégrer pour voir des objets faibles. Un dispositif de guidage automatique (réticule vidéo sur écran de visualisation) est disponible sur le poste de travail du technicien d'observation. Il existe deux tailles différentes de champ de vue: 5,5' et 2,3'. Le pointage du télescope est numérisé et un modèle de pointage a été installé. Les coordonnées sont affichées au pupitre du télescope et dans la salle de contrôle sur l'écran d'état du télescope. Il y a des limites au pointage du télescope à cause de la monture asymmetrique (voir abaque).

Rotation du spectrographe
Il est possible de choisir l'angle de position de la fente en faisant tourner la bonnette Cassegrain. La manoeuvre s'effectue sur le télescope mais un affichage de l'angle existe dans la salle d'observation.

Contrôle des fonctions
Toutes les fonctions du spectrographe, à l'exception des changements de réseau, sont controlées avec le logiciel LIDO sur la station de travail alix (l'acquisition des spectres se fait, elle, toujours par l'intermédiaire du HP1000 A900). Le tranfert des données se fait automatiquement pour traitement et visualisation avec MIDAS. La configuration détaillée est affichée en permanence dans la fenêtre "état du spectrographe".

Schéma optique
Un schéma simplifié du spectrographe est extrait de l'article de Lemaitre et al. (1990)

Traitements optiques ameliorés
Les réseaux sont traités aluminium. Pour les quatre miroirs, ils étaient traités aluminium non-protégé jusqu'en Janvier 1997. Depuis cette date, ils ont reçu une argenture protégée réhaussée dans le violet. Le gain obtenu sur la transmission du spectrographe est de 1.5 à 2 dans l'intervalle 4000Å à 1µ par rapport au traitement precédent. On retrouve une transmission inférieure ou égale au traitement aluminium pour < 3900Å.

Fente et échantillonnage
La fente peut s'ouvrir de façon continue entre 50 et 2000 µ, soit entre 0,3" et 13" sur le ciel. La hauteur totale de la fente est de 50 mm au plan focal, soit 6' sur le ciel. Avec le nouveau CCD EEV, l'échantillonnage est de 1.7 pixel/" le long de la fente et de 1.55 à 1.26 pixel/" perpendiculairement à celle-ci (suivant l'angle de travail du réseau).

Réseaux
Le tableau ci-joint donne les caractéristiques des réseaux Jobin & Yvon actuellement disponibles :

Traits/mm	blaze (Å)	ordre	Résolution R = / à blaze (*)	dispersion (Å/mm)	Zone de rendement optimum (Å)	Domaine spectral par pose sans supperposition d'ordres (Å)
150	5000	I	450	263	[3600 - 7300]	3000 à 3600 Å **
150	8000	I	727	263	[6000 - 11000]	3600 à 4600 Å **
300	5000	I	900	133	[3600 - 7000]	3000 à 3600 Å **
600	5000	I	1800	67	[3600 - 6500]	1844 Å
1200	4000	I	2900	33	[3600 - 6500]	916 Å
1200	7500	I	5400	33	[5500 - 10300]	916 Å
"	"	II	5400	15	[3700 - 5300]	426 Å

(*) pour fente de 2" d'arc
(**) suivant région spectrale

Collimateur et Mise au point
La longueur focale du collimateur est de 1550 mm. Il forme la pupille du télescope sur le réseau. La mise au point sur le détecteur se fait en déplaçant le miroir de chambre à l'aide du logiciel LIDO.

Lampes de calibration
Pour corriger des différences de sensibilité de pixel à pixel, une source au tungstène interne au spectrographe donne d'excellents résultats, mais pour calibrer la réponse globable du système en fonction de la longueur d'onde, il faut observer des étoiles standard de flux. Les calibrations en longueur d'onde se font à l'aide de lampes à hélium, argon, néon et fer (cathode creuse).

Rapport Signal/Bruit
Mira Véron a obtenu avec le nouveau CCD EEV un rapport signal sur bruit de 40 sur un quasar de magnitude V~15 en 60 minutes a 66 Å/mm a 6500 Å avec une fente de 2" et une turbulence de l'ordre de 2.5".

Détecteur
Actuellement on utilise un CCD EEV de 2048x1024 pixels de 13.5µ. Le bruit de lecture est de 4.2 e^-. Le gain est de 1.54 e^-/ADU. Caractéristiques du nouveau CCD EEV

A titre d'information : Caracteristiques des autres CCDs de l'OHP

Pré-traitement des données avec MIDAS
Dès la fin d'une pose, celle-ci est immédiatement disponible sur la station alix pour la visualisation et le traitement avec MIDAS. (Effectuer des opérations, par exemple soustraction de "l'offset" ou du courant d'obscurité, division par le spectre d'une source continue ("flat field"), d'extraire un spectre de façon optimale, de le mettre en longueur d'onde et de le calibrer en flux (si des observations d'étoiles standards de flux ont été obtenues).

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